WWW.KONFERENCIYA.SELUK.RU

БЕСПЛАТНАЯ ЭЛЕКТРОННАЯ БИБЛИОТЕКА - Конференции, лекции

 

Pages:     | 1 |   ...   | 3 | 4 || 6 | 7 |

«ВСЕРОССИЙСКАЯ ЕЖЕГОДНАЯ КОНФЕРЕНЦИЯ ПО ФИЗИКЕ СОЛНЦА СОЛНЕЧНАЯ И СОЛНЕЧНО-ЗЕМНАЯ ФИЗИКА – 2012 ТРУДЫ Санкт-Петербург 2012 Сборник содержит доклады, представленные на Всероссийской ...»

-- [ Страница 5 ] --
Central (Pulkovo) Astronomical Observatory, St-Petersburg, Russia In this article a graph which describes topological complexity of magnetic field in the active region (AR) is presented. It is built on a set of maximums and minimums of the observed field component for magnetogram. To calculate extremums of magnetograms we use Scale-Space concept. In other words, the numerous convolution of the image with Gaussian kernel. The difference between two consecutive blurry images gives us Laplacian. The extremums of Laplacian could be calculated quite easy. After that an acyclic graph connecting minima with the nearest maximums could be constructed. We use this critical graph to describe the preflare dynamics of the magnetic field of AR.

Магнитограммы магнитного поля Солнца представляют собой матрицы данных, содержащих видимую по лучу зрения компоненту напряженности поля в диапазоне значений от –5000 до 5000 Гаусс с дискретом всего в 1 Гаусс. Таким образом, описание интересных паттернов, а именно активных областей, затруднено тем, что приходится работать с данными с очень высокой вариабельностью. Идея, которая лежит в основе данной работы, заключается в поиске вариантов упрощенного описания структур в активной области. А именно, в поиске "интересных" точек поля и отслеживании их последующей динамики. В случае удачного поиска таких точек для отслеживания изменения динамики активной области можно воспользоваться идеями графодинамики: изменением структуры графа во времени. Граф может быть построен различными способами. Для нашей задачи важно, чтобы он легко вычислялся по магнитограммам, был почти планарным, то есть имел минимальное количество самопересечений, и был устойчивым относительно шумов и небольших изменений в данных.

Мы использовали идею критического графа, предложенную в работе [1]. Авторы предлагают рассматривать не все экстремумы на изображении, которых в случае высокой вариабельности контрастов очень много, а только так называемые бета-устойчивые особенности. Идея бета-устойчивости основана на свойствах Лапласиана вычисленного с помощью конструкции, которую называют scale-space. Пространство масштабов или Scalespace было введено в ряде работ [2–3] и в последствии получило очень широкое распространение при анализе изображений [5]. Изображение в рамСолнечная и солнечно-земная физика – 2012», Санкт-Петербург, Пулково, 24 – 28 сентября ках этого подхода представляется как набор однопараметрических сглаженных изображений, зависящих от размера сглаживающего окна, используемого для подавления мелкомасштабных особенностей. Сглаживание осуществляется с помощью гауссовского ядра:

где параметр t – параметр масштаба. Можно показать, что в случае с гауссовским ядром k последовательных сглаживаний с дисперсией t эквивалентно одному с дисперсией kt. Как следствие, все описание изображения можно получить последовательной сверткой с одним и тем же гауссовским ядром. Пример такого представления изображений для магнитограммы активной области показан на Рис. 1.

Рис. 1. Последовательная свертка фрагмента активной области с гауссовским ядром, С другой стороны Scale-space описание можно представлять как решение уравнения теплопроводности c граничными условиями Неймана, где роль температуры играет ширина сглаживающего ядра. Кроме того, можно показать, что Лапласиан сглаженного изображения довольно точно аппроксимируется разностью со следующим сглаженным изображением.

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2012», Санкт-Петербург, Пулково, 24 – 28 сентября Для каждого фиксированного масштаба k Лапласиан разделяет все изображение на так называемые области выпуклой (положительный Лапласиан) и вогнутой (отрицательный Лапласиан) яркости. Оказывается, что при увеличении масштаба число таких областей стабилизируется. В том случае, когда число положительных и отрицательных областей Лапласиана не изменяется, говорят об его устойчивости на данном масштабе. устойчивым масштабом называют тот [1], при котором число областей не изменяется с точностью до. В результате, мы имеем все, чтобы определить устойчивые особые точки изображения. Максимумы и минимумы устойчивого Лапласиана являются устойчивыми особыми точками изображения.

Несмотря на то, что описанный выше подход существенно снижает количество особых точек, для магнитограмм их все равно оказывается слишком много, 80–100 точек на одно изображение. Чтобы как-то снизить их количество, мы рассматривали только те, разница между которыми не превосходила бы заранее заданное число раз, то есть откидывали все "мелкие" особенности. Для рассмотренных активных областей этот параметр был выбран равным 10.

После того, как набор критических точек определен, по ним строится граф таким образом, что узлами графа являются критические точки, а локальные минимумы соединяются с локальными максимумами в том случае, если между ними существует восходящий путь (значение пикселей возрастает по этому пути), идущий от минимального к максимальному.

Такой граф получил название критической сети. Авторы в работе [1] показывают, что критическая сеть инвариантна относительно афинных преобразований и различных дисторсий изображений, а сам граф имеет минимальное число самопересечений, то есть является почти планарным.

В рамках данной работы были построены критические сети для нескольких активных областей, в частности для AO 11158. Было проанализированно более 100 фрагментов этой АО за различные промежутки времени. В работе были использованы SDO/HMI магнитограммы, с разрешением 1", взятые с сайта http://hmi.stanford.edu/. Пример критических графов для них приведен на Рис. 2 АО 11158 вышла из-за лимба спокойная 11.02.2011, дала 13.02 вспышку класса M6.6, затем 14.02 M2.2 а затем 15.02 мощную вспышку класса X2.2. На Рис. 2 на верхнем левом фрагменте показана критическая сеть в начале развития области, видно, что она имеет предельно простую структуру. На верхнем правом сеть для фрагмента после между двумя M вспышками, на нижнем левом перед X вспышкой и на правом нижнем после окончания вспышечной активности. Можно заметить, что в момент вспышечной активности и особенно перед X вспышкой структура сети резко усложняется и количество особенностей возрастает.



«Солнечная и солнечно-земная физика – 2012», Санкт-Петербург, Пулково, 24 – 28 сентября Моменты наступления вспышек подписаны на изображениях.

Даты в формате месяц.день час_минута в углу изображений В данной работе был использован новый подход для отслеживания изменения динамики активных областей, основанный на построении критических графов по магнитограммам. Несомненным преимуществом данного подхода является его визуальная составляющая. Для АО 11158 явно видно увеличение количества устойчивых особенностей и усложнение вида сети перед вспышками, и упрощение структуры графа после них. Несмотря на то, что поиск численных характеристик поведения сети является отдельной задачей, такое поведение позволяет надеяться на возможность построения предикторов вспышек на основе критических сетей.

Работа выполнена благодаря частичной поддержке НШ-1625.2012.2 и программе президиума РАН П20.

1. Steve Gu, Ying Zheng, and Carlo Tomasi. The 11th European Conference on Computer Vision (ECCV2010), Greece (2010).

2. Witkin, A.P. Proc. 8th Int. Joint Conf. Art. Intell., Karlsruhe, Germany,1019–1022, (1983).

3. Lindeberg, T. Scale-Space Theory in Computer Vision, Kluwer Academic Publishers (1994).

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2012», Санкт-Петербург, Пулково, 24 – 28 сентября

ЭКСПЕРИМЕНТАЛЬНОЕ ИССЛЕДОВАНИЕ

ЭКВАТОРИАЛЬНОГО РАСПРЕДЕЛЕНИЯ ЯРКОСТИ

СПОКОЙНОГО СОЛНЦА ПО ДАННЫМ ССРТ

Криссинель Б.Б., Анфиногентов С.А., Кочанов А.А., Учреждение Российской академии наук Институт солнечно-земной физики

EXPERIMENTAL STUDY OF EQUATORIAL BRIGHTNESS

DSTRIBUTION OF THE QUIET SUN USING SSRT DATA

Krissinel B.B., Anfinogentov S.A., Kochanov A.A., Prosovetsky D.V.

The Institute of Solar-Terrestrial Physics of SB RAS, Irkutsk The paper presents the investigation of radial distribution of the solar radio brightness at 5.2 cm wavelength using Siberian solar radio telescope data for the period of 2010– years. The reconstruction of the true radio brightness distribution over the solar disk was performed with hybrid method of deconvolution of radio Sun, which is based on the latest modification of the nonlinear algorithm MS-CLEAN. The resulting radial brightness distribution agrees well with theoretical one. The effects caused by coronal bright points and data calibration techniques for solar interferometers are discussed.

Профиль распределения яркости центр–лимб спокойного Солнца на волнах сантиметрового и дециметрового диапазонов волн отражает структуру верхней хромосферы, переходной зоны и нижней короны, поэтому для изучения этой структуры, проверки вероятностных оценок компонент спокойных участков короны необходимы наблюдения таких распределений в широком диапазоне волн с предельно возможным высоким угловым разрешением. Известно достаточно много работ в этой области, но в большинстве из них исследуется лишь радио радиус, либо величина пика на лимбе. Наиболее обширные исследования в этой области были проведены Боровик В.Н. и др. на радиотелескопе РАТАН-600 [1, 2]. Исследования распределения яркости на РАТАН-600 и на волне 5.2 см вдоль лимба на ССРТ [3] были проведены по одномерным наблюдениям. При таких исследованиях результаты восстановления яркости в значительной степени зависят от априорной информации, от представления исследователя о форме радиального распределения яркости и нуждаются в дополнительной проверке.

Особый интерес представляет возможность исследования радиального распределения яркости по радиоизображениям, получаемым на ССРТ, угловое разрешение которого достигает 22 секунд дуги. Этот инструмент предназначен для наблюдения активных областей, а исследование слабоконтрастных деталей – корональных дыр, волокон и залимбовых участков «Солнечная и солнечно-земная физика – 2012», Санкт-Петербург, Пулково, 24 – 28 сентября – вызывает значительные трудности из-за недостаточной чувствительности и влияния сильных радиоисточников с температурами, превышающими яркость спокойного Солнца в сотни раз. Поэтому для решения поставленной задачи был разработан автоматический алгоритм обработки данных ССРТ с привлечением большого числа радиоизображений за период 2010– 2011 г. Восстановление истинного распределения радиояркости по диску Солнца из первичных данных ССРТ выполнено посредством гибридного метода деконволюции радиоизображений Солнца [4, 5], который основан на современной модификации нелинейного алгоритма MS-CLEAN [6].

На Рис. 1 представлены экспериментальное (сплошная линия) и теоретическое (штриховая, Модель-I) экваториальные распределения яркости, полученные на основе расчета в рамках многокомпонентной модели атмосферы спокойного Солнца, охватывающей излучение на волнах от 1 см до 1 м [7].





Рис. 1. Распределение радиояркости центр-лимб на длине волны 5.2 см.

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2012», Санкт-Петербург, Пулково, 24 – 28 сентября Как видно из рисунка, экспериментальное распределение яркости достаточно хорошо совпадает с теоретическим, если принять во внимание разрешающую способность ССРТ (~25). При этом пик яркости теоретической кривой сдвинут примерно на 10 относительно экспериментальной.

Это может быть как следствием ограниченной разрешающей способности ССРТ, так и влиянием дополнительных излучающих элементов, к примеру, ярких корональных точек. Исследование корональных точек на волне 5.2 см, проведенное по данным наблюдений на ССРТ [8], показало, что усредненные параметры их таковы: размер ~ 30 угл. сек., высота излучающей области над фотосферой ~12000 км, яркость относительно спокойного Солнца ~ 25000 К. Основная масса корональных точек наблюдается в «королевской зоне». Дополнительная яркость, вносимая корональными точками, определяется выражением Tb Pvbp NBl Tbp, где Pvbp, NBl — соответственно вероятность нахождения корональной точки по лучу зрения и вероятность отсутствия петельных структур на высоте корональной точки, а Tbp — наблюдаемая яркость точки на данной длине волны. Используя распределение Пуассона и представляя корональную точку сферой размером, получаем выражение (1) для вероятности.

Здесь N bp – число точек на единицу площади, – угол падения.

Пунктирной линией на Рис. 1 (Модель-II) представлена кривая теоретического распределения с учетом вклада, вносимого корональными точками. При расчете считалось, что в «королевской зоне» на картах ССРТ наблюдается в среднем 10 точек.

Существенное различие теоретического экваториального и экспериментального распределений наблюдается за лимбом на расстояниях ~ 0. солнечного радиуса. Одной из причин этого расхождения может быть трудность точной калибровки по яркости на ССРТ: уровень «нуля», определяемый по гистограмме карты вне солнечного диска, в значительной степени зависит от инструментальных ошибок и присутствия на диске активных областей.

Работа выполнена при финансовой поддержке Министерства науки и образования (ГС № 8407 и ГК № 14.518.11.7047), а также Российского фонда фундаментальных исследований (12-02-31746 мол_а, 12-02-33110 мол_а_вед).

1. Боровик В.Н. Радиохарактеристики спокойного Солнца в диапазоне 2–4 см по наблюдениям на РАТАН-600 // Астрофизические исследования. 1981. Vol. 13. P. 17– 2. Borovik V.N. Quiet sun from multifrequency radio observations on RATAN-600 // Advances in Solar Physics / ed. Belvedere G., Rodono M., Simnett G.M. 1994. Vol. 432.

P. 185–190.

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2012», Санкт-Петербург, Пулково, 24 – 28 сентября 3. Криссинель Б.Б. Исследование распределения радиояркости вдоль лимба солнца по данным наблюдений на ССРТ // Астрономический журнал. 2005. Vol. 82, № 11.

P. 1049–1056.

4. Анфиногентов С.А., Кочанов А.А., Просовецкий Д.В. Гибридный метод восстановления радиоизображений Солнца на ССРТ // Труды конференции «Солнечная и солнечно-земная физика – 2011». Санкт-Петербург: Главная Пулковская астрономическая обсерватория РАН, 2011. P. 227.

5. Puetter R.C., Gosnell T.R., Yahil A. Digital Image Reconstruction: Deblurring and Denoising // Annual Review of Astronomy & Astrophysics. 2005. Vol. 43. P. 139–194.

6. Cornwell T.J. Multiscale CLEAN Deconvolution of Radio Synthesis Images // IEEE Journal of Selected Topics in Signal Processing. 2008. Vol. 2. P. 793–801.

7. Криссинель Б.Б. Вероятностные характеристики основных компонент короны спокойного Солнца и расчет экваториального распределения яркости в диапазоне волн 1–100 см // Труды конференции «Солнечная и солнечно-земная физика – 2012».

Санкт-Петербург: Главная Пулковская астрономическая обсерватория РАН, 2012.

8. Максимов В.П., Просовецкий Д.В., Криссинель Б.Б. Наблюдения ярких корональных точек на волнах 5.2 и 1.76 см. // Письма в Астрономический журнал. 2001. Vol. 27, «Солнечная и солнечно-земная физика – 2012», Санкт-Петербург, Пулково, 24 – 28 сентября

ПРОСТРАНСТВЕННАЯ ДИНАМИКА НАКЛОНА СПЕКТРА

УСКОРЕННЫХ ЭЛЕКТРОНОВ ПО ДАННЫМ

ЖЕСТКОГО РЕНТГЕНОВСКОГО И РАДИОИЗЛУЧЕНИЙ

SPATIAL DYNAMICS OF SPECTRAL SLOPE OF ACCELERATED

ELECTRONS VIA HARD X-RAY AND RADIO EMISSIONS IN EVENT

Scientific Research Radiophysical Institute, Nizhny Novgorod, Russia Methods of imaging radio and hard X-ray spectroscopy allow to get a new information about acceleration processes and propagation of energetic electrons in solar flaring loops. In order to achieve this goal we have analyzed observational data of radio and hard X-ray emissions from Nobeyama RadioHeliograph and RHESSI, respectively, in the event of March, 14th 2002. We have carried out comparative analysis of the spectral slope dynamics for frequency spectrum of radio emission between 17 and 34 GHz and nonthermal part of energy spectrum of hard X-ray emission in different parts of flaring loops. We have shown that different sources of hard X-ray emission have different types of spectral slope dynamics: “Soft-HardSoft” and “Soft-Hard-Harder”. Besides this we have found that for all sources of emission energy spectrum of nonthermal electrons for radio emission is more flat than for hard X-ray emission.

Спектр ЖРИ солнечных вспышек в диапазоне 20–100 кэВ определяется энергиями электронов от 40 до 200 кэВ, тогда как спектр радиоизлучения определяется энергиями электронов от сотен кэВ до единиц МэВ. Таким образом, два типа излучений несут информацию об электронах разных энергетических диапазонов, и их взаимосвязь может быть полезной для выбора адекватной модели ускорения. В литературе обсуждается соотношение между показателями спектра электронов, рассчитанных по данным ЖРИ, и радиоизлучения. Отмечается, что спектр электронов, рассчитанный по радиоизлучению, является более пологим, чем спектр электронов, рассчитанный по ЖРИ [1]. Этот вывод сделан на основе анализа интегрального излучения солнечных вспышек без пространственного разрешения. Целью данной работы является сравнение динамики интенсивности излучения и наклонов спектра ЖРИ и радиоизлучения в различных частях вспышечной петли (в вершине и в основаниях) по наблюдениям с высоким пространственным разрешением как в диапазоне ЖРИ, так и в микроволновом диапазоне для события 14 марта 2002 года.

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2012», Санкт-Петербург, Пулково, 24 – 28 сентября Для пространственной идентификации источников ЖРИ и радиоизлучения были построены карты распределения яркости в каналах энергий 6кэВ и 40–70 кэВ, а также карты распределения яркостной температуры на частотах 17 и 34 ГГц. В диапазонах мягкого и жесткого рентгеновского излучения вспышечные области исследовались посредством анализа данных фронтальных сегментов детекторов №2–8 телескопа-спектрометра RHESSI. Угловое разрешение коллиматоров используемых детекторов №2–8 варьируется от 3.92 до 105.8. Изображения в диапазонах мягкого и жесткого рентгеновского излучения синтезировались с использованием алгоритма CLEAN. Размер пикселя изображений при использовании алгоритма CLEAN составлял 1. Время интегрирования для построения изображений составляет 16 сек.

Рис. 1. Карты распределения яркости источников рентгеновского излучения в канале 6–12 кэВ (а) и в канале 25–50 кэВ (b, c). Квадратиками обозначены боксы с размерами 1010, соответствующие вершине петли LT, основаниям FP1 и FP2 и источнику S1.

Для изучения вспышечных источников микроволнового излучения по данным NoRH были синтезированы карты яркостной температуры на двух частотах – 17 и 34 ГГц. Для синтеза всех радиокарт использовались данные с временным разрешением 1 сек. Номинальное угловое разрешение NoRH на 17 ГГц составляет 10, а на 34 ГГц – 5. Размер пикселя для всех изображений равен 2.5.

На рис. 1 показаны карты распределения источников мягкого (6– кэВ) и жесткого рентгеновского излучений (40–70 кэВ). В диапазоне мягкого рентгеновского излучения хорошо видна вершина вспышечной петли LT и отдельный источник S1. В жестком рентгеновском диапазоне хорошо видны основания вспышечной петли FP1 и FP2.

С целью повышения отношения сигнал/шум расчет характеристик ЖРИ и радиоизлучений производился после интегрирования сигнала из боксов, положение которых выбрано в соответствии с локализацией избранных участков на карте источника излучения (S1, FP1, LT FP2). Размер боксов составляет 1010.

На рис. 2 представлены временные профили потоков фотонов рентгеновского излучения в канале 6–12 кэВ (верхняя панель) и в канале 25– кэВ (средняя панель) для избранных выше участков. На нижней панели показаны временные профили показателя спектра фотонов рентгеновского «Солнечная и солнечно-земная физика – 2012», Санкт-Петербург, Пулково, 24 – 28 сентября излучения x, соответствующие различным источникам излучения. Видно, что значения x в вершине петли примерно на 1 больше, чем в основаниях и в источнике S1. Для всех участков петли показатель спектра фотонов x уменьшается на фазе роста излучения и продолжает уменьшаться после фазы максимума, достигая значений 1–2. Однако, для источника S1 спектр на фазе спада, наоборот, становится более крутым: показатель спектра x увеличивается до значений 8–10. Таким образом, можно сделать вывод о том, что тип временного поведения наклона спектра фотонов для источника S1 является “soft-hard-soft”, а для вершины петли LT и оснований FP1 и FP2 – “soft-hard-harder”.

Рис. 2. Верхняя панель и средняя панель: временные профили потоков фотонов ЖРИ в каналах 6–12 кэВ и 25–50 кэВ для различных источников излучения. Нижняя панель: временные профили показателя спектра фотонов ЖРИ Х.

На рис. 3 на верхней панели показаны временные профили потоков радиоизлучения на частотах 17 ГГц (сплошная линия) и 34 ГГц (пунктирная линия) для различных источников излучения. На нижней панели представлены временные профили параметра, характеризующего наклон частотного спектра радиоизлучения между частотами 17 и 34 ГГц.

Сравнительную оценку наклона спектра электронов по данным ЖРИ и радиоизлучения обычно производят по следующей схеме. Исходят из выражений, связывающих x и с показателями энергетического спектра электронов, генерирующих ЖРИ и радиоизлучение [1]. Показатель наклона спектра электронов по данным ЖРИ в приближении толстой мишени оценивается как x = x + 1.5. С другой стороны, показатель спектра электронов по данным радиоизлучения оценивается по формуле Далка и Марша как = ( + 1.22) / 0.9 [2].

Для оснований петли и источника S1 (x = –3…–3.5) показатель энергетического спектра электронов по данным ЖРИ в приближении толстой «Солнечная и солнечно-земная физика – 2012», Санкт-Петербург, Пулково, 24 – 28 сентября мишени равен x = –4.5…–5. Для вершины петли спектр ЖРИ является более крутым x = –4. В приближении толстой мишени это соответствует x = –5.5. Однако, в приближении тонкой мишени (x = x + 0.5), что более вероятно для источника в вершине, получаем значение x = –4.5, близкое к значению в основаниях и в источнике S1. Такой результат вполне соответствует общей популяции ускоренных электронов.

Рис. 3. Верхняя панель: временные профили радиоизлучения на частотах 17 ГГц (сплошная линия) и 34 ГГц (пунктирная линия). Нижняя панель: временные профили параметра, соответствующие различным источникам излучения: вершине LT, основаниям FP1 и FP2 и отдельному источнику S1.

По данным радиоизлучения для источника S1, оценка по формуле = ( + 1.22) / 0.9 дает значение = –3, что на 1.5–2 меньше, чем значение, рассчитанное по ЖРИ. Это соответствует более ранним результатам, полученным без пространственного разрешения [1].

Индекс для оснований близок к нулю ( = –0.5 для FP2) или даже положительный ( = 1 для FP1), что могло бы также соответствовать ожидаемому пологому спектру электронов. Однако, скорее всего, низкие или положительные значения обусловлены большой оптической толщиной радиоисточника на 17 ГГц. Таким образом, в рассматриваемом случае вывод о более пологом спектре электронов, полученном по данным о радиоизлучении, не надежен. В вершине петли ситуация аналогичная: рассчитанный спектр электронов оказывается нереально жестким.

Работа выполнена при поддержке грантов ФЦП «Кадры»

№P683/20.05.2010, 8524 и мероприятие 1.2.1, грантов РФФИ № 11-02и гранта Программы ПРАН №22.

1. White S.М. et al // Space Science Review, 2011.

2. Dulk J.A., Marsh K.A. // ApJ, V.259, p. 350, 1982.

3. Fleishman G.D., Melnikov V.F. // ApJ, V. 584, p. 1071, 2003.

4. Мельников В.Ф., Горбиков С.П. // Мат. моделирование, 2007, т. 19, с. 112.

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2012», Санкт-Петербург, Пулково, 24 – 28 сентября

ДОЛГОПЕРИОДИЧЕСКИЕ ПУЛЬСАЦИИ ТЕПЛОВОГО

МИКРОВОЛНОВОГО ИЗЛУЧЕНИЯ СОЛНЕЧНОЙ ВСПЫШКИ ПО

ДАННЫМ С ВЫСОКИМ ПРОСТРАНСТВЕННЫМ РАЗРЕШЕНИЕМ

Куприянова Е.Г.1, Мельников В.Ф.1,2, Пузыня В.М. Главная (Пулковская) астрономическая обсерватория РАН, Санкт-Петербург, Россия Научно-исследовательский радиофизический институт, Нижний Новгород, Россия

THE LONG-PERIOD PULSATIONS OF THE THERMAL EMISSION

OF THE SOLAR FLARE USING DATA WITH HIGH SPATIAL

RESOLUTION

Kupriyanova E.G.1, Melnikov V.F.1,2, Puzynia V.M. Central Astronomical Observatory at Pulkovo of RAS, Saint Petersburg, Russia Radiophysical Research Institute, Nizhny Novgorod, Russia Quasi-periodic variations with periods from 1 to 4 minutes of the intensity and polarization of the microwave emission from a single loop during the flare on 02.06.2007 are found and studied with high spatial resolution using data from Nobeyama Radioheliograph (NoRH) at frequencies of 17 GHz (R+L, R-L).

До недавнего времени квазипериодические пульсации (КПП) с периодами несколько минут регистрировались только над солнечными пятнами [1, 2]. В последнее время стали появляться публикации о 2–5-минутных колебаниях во вспышках в микроволновом диапазоне [2–5] и в жёстком рентгеновском излучении [6]. Цель нашей работы — исследовать пространственную структуру КПП с такими периодами по данным Радиогелиографа Нобеяма (NoRH) с высоким пространственным разрешением на примере лимбовой вспышки 02.06.2007.

Для исследования пространственной структуры КПП микроволнового излучения строятся временные профили потоков интенсивности (I = R+L) и поляризации (V = R–L), проинтегрированные по выбранным площадкам вспышечной области. Методика обработки временных профилей оригинального сигнала f(tk), где k =0, …, N1, протестирована и подробно описана в работе [7]. Сначала из исходного сигнала выделяется низкочастотная компонента fsm (tk) сглаживанием методом бегущего среднего по характерным временам. Затем рассчитывается глубина модуляции fmd (tk):

Для того, чтобы отделить истинный периодический сигнал от артефактов фильтрации, используется набор = 50, 100, 150, 200, 250, 300, 350, 400, «Солнечная и солнечно-земная физика – 2012», Санкт-Петербург, Пулково, 24 – 28 сентября 450, 500 с. Для истинной (принадлежащей сигналу) спектральной компоненты значение периода сохраняется постоянным (в пределах ошибок) для разных. Временные профили глубины модуляции используются для их последующей обработки методами корреляционного, Фурье и вейвлет анализа.

Для исследования пространственно-временной структуры КПП в излучении вспышки 02.06.2007 в двух каналах (I, V) на частоте 17 ГГц на каждую секунду временного интервала от 05:36:43 до 06:45:02 UT синтезированы радиокарты вспышечной области. Вспышка ассоциируется с корональной петлёй, показанной градиентом серого цвета на Рис. 1a в канале I. Сплошные контуры соответствуют уровням 0.96, 0.8, 0.6 и 0.4 от максимального значения яркости на момент t275 = 05:41:18 UT. Положение источника в канале круговой поляризации V показано белыми контурами.

Источник в поляризации отчётливо виден на протяжении всего временного интервала. Это позволило стабилизировать изображения относительно центра его яркости для того, чтобы избежать влияния возможных инструментальных эффектов (джиттер-эффект), а также учесть поворот Солнца за время вспышки.

Следует отметить, что в канале I вспышечная петля развивалась в сторону более высоких слоёв короны. На Рис. 1a штриховыми контурами показано положение петли на фазе спада на момент t4000 = 06:43:23 UT.

Результаты анализа потоков микроволнового излучения на 17 ГГц На Рис. 1b показаны временные профили потоков излучения в канале интенсивности, а на Рис. 1c — в канале поляризации, полученные интегСолнечная и солнечно-земная физика – 2012», Санкт-Петербург, Пулково, 24 – 28 сентября рированием по площадкам, показанным квадратами на Рис. 1a. Толстой линией показан поток из северного источника (box 0), линией средней толщины — из южного (box 2), а тонкой — из вершины петли (box 1).

Временной профиль излучения из северного источника состоит из короткого импульсного всплеска и следующей за ним плавной компоненты. В южном источнике импульсная компонента очень слабая. В работе [8] показано, что источник импульсной компоненты связан с инжекцией нетепловых электронов, а источник плавной компоненты распределен по всей петле и связан с тепловым тормозным излучением разогретой хромосферной плазмы, постепенно заполняющей петлю.

Результаты анализа пространственной структуры КПП В различных участках вспышечной области в потоках излучения плавной компоненты обнаружены КПП. На Рис. 2 приведены результаты анализа КПП в интервале времени от 06:10:03 до 06:23:23 UT, выделенном на Рис. 1c,d пунктирными вертикальными линиями. Видно, что пульсации присутствуют как в интенсивности, так и в поляризации, причем они характеризуются высокой добротностью, но маленькой амплитудой (Fmd < 3 %). Вейвлет спектры модулированного сигнала из площадок, отмеченных на карте квадратами, показаны на Рис. 2d (интенсивность) и на Рис. 2e (поляризация). Отметим одновременное присутствие двух-трех спектральных компонент с постоянными периодами порядка 60, 100, 150, 180, 250 с. КПП с периодом порядка 100 с в интенсивности и поляризации присутствуют на вейвлет спектрах для всех квадратов. КПП с периодом 250 с присутствуют во всех квадратах (для интенсивности) и в вершине петли (для поляризации). В основаниях петли присутствуют КПП с периодом 150 с (в интенсивности и поляризации).

Фазовые зависимости временных профилей в разных участках вспышечной петли довольно сложные. Тем не менее, при расположении боксов на некоторой выделенной линии вдоль петли (как на Рис. 2a) колебания интенсивности могут быть синфазными. Временные профили глубины модуляции Fmd излучения из этих боксов, полученные по Формуле (1), представлены на Рис. 2b для интенсивности и на Рис. 2с для поляризации. Толстая линия соответствует квадрату над северным основанием (box 0), тонкая — в вершине петли (box 1), линия средней толщины — над южным основанием (box 2). Для наглядности временные профили искусственно разнесены в сторону больших и меньших значений. В канале интенсивности хорошо видны синфазные колебания с периодом порядка 100 с. В поляризованном излучении синфазные колебания с периодом порядка 100 с наблюдаются в основаниях петли.

Работа выполнена при поддержке ФЦП «Кадры» № 8524, Программы ПРАН 22, грантов РФФИ № 11-02-91175, 12-02-00616, НШ-1625.2012.2, Программой MC FP7-PEOPLE-2011-IRSES-295272.

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2012», Санкт-Петербург, Пулково, 24 – 28 сентября Работа выполнена при частичной поддержке ФЦП «Кадры» (мероприятие 1.2.1).

1. G.B. Gelfreikh et al. // Solar Phys., V.185, P.177, 1999.

2. Sych R. et al. // Astron. Astrophys., V.505, P.791, 2009.

3. V.E. Reznikova, K. Shibasaki // Astron. Astrophys., V.525, P.A112, 2011.

4. Meszarosova H. et al. // Astron. Astrophys., V.697, P. L108, 2009.

5. V.V. Zaitsev et al. // Cosmic Research, V.46, P.301, 2008.

6. J. Jakimiec, M. Tomczak // Solar Phys., V.261, C.233, 2010.

7. Kupriyanova E.G. et al. // Solar Phys. V.267, P.329, 2010.

8. Пузыня В.М., Мельников В.Ф. // Труды Пулковской конференции "Солнечная и солнечно-земная физика 2010", 3–9 октября 2010 г., ГАО РАН, СПб, С.335.

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2012», Санкт-Петербург, Пулково, 24 – 28 сентября МАГНИТНЫЕ ПОЛЯ В ЛИМБОВОЙ ВСПЫШКЕ 19 ИЮЛЯ 2012 г.

Лозицкий В.Г.1, Лозицкая Н.И.1, Киричек Е.А.2, Соловьев А.А. Астрономическая обсерватория Киевского национального университета Главная (Пулковская) астрономическая обсерватория РАН, MAGNETIC FIELDS IN LIMB SOLAR FLARE 2012-07- Lozitsky V.G.1, Lozitskaya N.I.1, Kirichek Е.А.2, Solov’ev А.А. Astronomical observatory of Kiev Taras Shevchenko National University, Kiev, Ukraine Central (Pulkovo) astronomical observatory of RAS, S.-Petersburg, Russia The magnetic field in the limb solar flare of 2012/07/19 was measured by the Zeeman splitting of H line bisectors. It was found that the mean field strength in top of the luminous flare loop was 200 100G at heights of about 40Mm. The problem of confinement of a strong field in the high coronal arcade is solved for the force-free magnetic flux rope with a thin magnetic structure on a scale of about 300 km.

Введение. Наблюдательных данных о магнитных полях в лимбовых солнечных вспышках очень мало, имеются единичные измерения [1, 2].

Магнитографический метод для таких наблюдений неприменим, а спектрально-поляризационные наблюдения относятся, в основном, к вспышкам на диске. Лимбовые наблюдения вспышек дают непосредственно измеренные высоты магнитных образований, в то время как при наблюдениях на диске высота формирования линии определяется ненадежно, расчетным путем.

Наблюдательный материал получен на горизонтальном солнечном телескопе Астрономической обсерватории Киевского национального университета им. Тараса Шевченко. Телескоп снабжен эшельным спектрографом, фотогидом и спектрогелиоскопом. Наблюдалась лимбовая солнечная вспышка 19.07.2012 г. балла М 7.7, которая была связана с заходящей активной областью NOAA 1520, имевшей большое пятно (50 Мм) с магнитным полем около 2500 Гс. По данным GOES максимум рентгеновского излучения вспышки в диапазоне 1–8 был примерно в 6:00 UT. Вспышка была медленной: фаза роста излучения в рентгене длилась 1 час 40 мин, а спада – более 4 часов (рис. 1). Зееман-спектрограммы этой вспышки получены на эшельном спектрографе АО КНУ в 6:45:50 UT, когда вершина арки поднялась на высоту 40 Мм. Измерения магнитного поля в вершине арки выполнены по линии Н. Наблюденные профили I+V и I –V линии Н, взаимно «привязанные» по длинам волн по теллурическим линиям, имеют близкое к нулю расщепление в средних и далеких крыльях ( > 600 mA), но достоверное расщепление на меньших расстояниях от центра линии.

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2012», Санкт-Петербург, Пулково, 24 – 28 сентября Наиболее наглядно это прослеживается по расщеплению бисекторов профилей (тонкие срединные линии на рис. 2).

http://sdo.gsfc.nasa.gov/data/aiahmi/. Гелиограммы SDO показывают, что с самого начала вспышки на лимбе возникла яркая аркада, вершина которой ярко На расстоянии 400 мА расщепление бисекторов максимально и достигает по величине 800 Гс (Рис. 3). Это указывает на существенную неоднородность магнитного поля в области вспышки. Согласно [3], такая картина расщепления получается при двухкомпонентной структуре магнитного поля, когда имеется наложение спектральных вкладов от компоненты с сильным полем, узкими профилями линий и малым фактором заполнения, а также компоненты со слабым полем, но c большим фактором заполнения и широкими профилями линий. Из полученных данных следует: 1. Нижний предел напряженности магнитного поля в сильной компоненте (в элементах тонкой структуры) – около 800 Гс; 2. Среднее по светящемуся объему (эффективное) магнитное поле в области вспышки – 200100 Гс.

Рис. 2. Эффект расщепления Рис. 3. Расщепления бисекторов на разных расбисекторов в профилях I V стояниях от центра линии для высот вспышечной линии Н.

Проблематика. Приведенные результаты поднимают проблемы принципиальной значимости для теории вспышек и коронального нагрева.

1. Характерное время вспышки много больше характерного времени, в течение которого в магнитной системе устанавливается равновесие. Следовательно, вспышечная аркада является квазистатической: медленно эволюционируя из-за потери свободной магнитной энергии, она проходит во времени непрерывную последовательность равновесий, значит, ее струкСолнечная и солнечно-земная физика – 2012», Санкт-Петербург, Пулково, 24 – 28 сентября туру можно описывать в рамках магнитостатики. 2. Измеренные поля очень велики: их давление >> давления коронального газа, плазменное 1. Но как сильные поля могут долго удерживаться высоко в короне?

3. При 1 поле должно быть бессиловым и иметь большой запас свободной магнитной энергии (т.е. большое ), чтобы обеспечить энергетику вспышки. Но магнитное поле не может быть бессиловым всюду, во всем пространстве (известная теорема вириала). Это означает, что должны существовать некие «силовые стенки», границы, удерживающие всю конфигурацию в равновесии. Следовательно, надо найти такое бессиловое решение и такие граничные условия для него, чтобы относительно слабое внешнее поле в короне (несколько гаусс) могло бы удержать в равновесии такую магнитную конфигурацию, в определенной части которой (разумеется, не на границе!), поле достигало бы нескольких сотен гаусс.

Теоретическая интерпретация. Магнитную аркаду можно рассматривать, как часть «притопленного» в фотосферу магнитного жгута. Глядя вдоль аркады, мы видим последовательность вспышечных магнитных арок. Пренебрегая концевыми эффектами и кривизной центральной оси, заменим аркаду прямым магнитным жгутом переменного сечения (Рис. 4, 5):

Рис. 4. Магнитная аркада, видимая с торца. Рис. 5. Прямой магнитный жгут.

Бессиловое магнитное поле в жгуте должно быть линейным, const, поскольку при заданной спиральности оно реализует минимум магнитной энергии в системе. В простом случае цилиндрической симметрии известно решение, выраженное через функции Бесселя, зависящее только от r [4]:

Bz B0 J 0 ( r ), B B0 J1 ( r ). Однако для нашей задачи оно не годится по следующей причине. В качестве боковой поверхности жгута, r = R, выбирается условие обращения в нуль азимутального поля: J1 ( R) 0 с тем, чтобы избежать на границе скачка B поля и появления поверхностного тока.

Тогда условие непрерывности магнитного давления на границе примет вид Bz2 ( B0 J 0 ( R)) 2 Bex, где Bex - внешнее (корональное) магнитное поле. Будем считать его однородным и направленным вдоль жгута. На интервале 0 r R величины Bex и B (max) одного порядка (рис. 6), той концентрации поля B (max) по отношению к Bex, какая наблюдается в корональной аркаде, здесь нет. Однако, если отказаться от цилиндрической симметрии, то для прямого бессилового жгута имеется решение, дающее огромное «Солнечная и солнечно-земная физика – 2012», Санкт-Петербург, Пулково, 24 – 28 сентября разнообразие конфигураций моделирующих магнитные структуры на Солнце:

Рис. 6. Вертикальный штрих-пунктир – гра- Рис. 7. Пример для 20 2 k 2.

ница жгута, x1 3.84 – первый корень J1 ( x).

В этой точке J 0 ( x1 ) 0.4, а J1 (2) 0.6.

Возьмем случай m = 0 и оставим в сумме по k только одну гармонику:

требуется по условию задачи. Конкретно, в нашем случае: первый корень функции J1 равен 3.84, значит: 2 k 2 R 3.84. Из наблюдений: R 40Mm.

Для масштаба тонкой структуры поля, k 2 l 1, примем l 300km. Тогда exp ikz 1, имеем: Bex Bz ( R) B0 J 0 (3.84) 0.4 B0, а для максимума азимутального поля: B (max) 220 B0 J1 (1.92) 0.58 220 B0 320(0.4 B0 ) 320 Bex.

При внешнем корональном поле Bex около 1 Гс в средней части такой бессиловой магнитной аркады может удерживаться поле в 320 Гс.

Работа выполнена при частичной поддержке НШ-1625.2012.2.

1. Лозицкий В.Г., Лозицкая Н.И. Тезисы докладов международной конференции памяти Г.М. Никольского, Троицк: ИЗМИРАН, 35 (1999).

2. Лозицкий В.Г., Стаценко М.М. Изв. КрАО, 104, № 2, 28 (2008).

3. Лозицкий В.Г. Дисс. доктора ф.-м. наук, 01.03.03, Киев, 299 с. (2003).

4. Lundquist, S. Phys. Rev. 83, 307–311 (1951).

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2012», Санкт-Петербург, Пулково, 24 – 28 сентября

FAST MAGNETOACOUSTIC WAVES IN A SCENARIO INVOLVING

THE CORONAL MAGNETIC NULL POINT

Mszrosov H.1, Dudk J.2,1, Karlick M.1, Madsen F.R.H.3, Sawant H.S. Astronomical Institute of the Academy of Sciences, Ondejov, Czech Republic National Space Research Institute, So Jos dos Campos, Brazil

БЫСТРЫЕ МАГНИТОАКУСТИЧЕСКИЕ ВОЛНЫ

В СЦЕНАРИИ С КОНАЛЬНОЙ МАГНИТНОЙ НУЛЬ-ТОЧКОЙ

Астрономический институт Академии наук, Ондржейов,Чешская Республика Университет имени Коменского, Братислава, Словацкая Республика Национальный Институт космических исследований, Сан-Жозе-дос-Кампус, Бразилия Анализируется событие 26 ноября 2005, зарегистрированное в радиоинтерферометрических наблюдениях Гигантским Метровым Радио Телескопом (GMRT) на частотах 244 и 611 MHz. Используя данные наблюдений на SoHO/MDI и экстраполяцию магнитного поля в потенциальном приближении, мы показали, что источники радиоизлучения локализуются в веерообразной структуре силовых линий магнитного поля, исходящей из области корональной магнитной нуль-точки. Вейвлет-анализ кривых блеска радиоисточников обнаруживает “вейвлет-головастиков”, указывающих на наличие быстрых цугов магнитоакустических волн, распространяющихся в веерной структуре коронального магнитного поля. Мы проанализировали параметры плазмы в исследуемых радиоисточниках и установили, что эти параметры находятся в хорошем согласии с представленным сценарием, предполагающим наличие корональной магнитной нуль-точки.

We analyze the 26 November 2005 solar radio event (B8.9 solar flare in the active regions NOAA AR 10824 and 10825 located at S10 E05) observed interferometrically at frequencies of 244 and 611 MHz by the Giant Metrewave Radio Telescope (GMRT) with the time cadence of 1 s from 06:50 to 07:12 UT.

The interferometric solar maps (example observed at 7:01:30 UT is shown in Fig. 1) reveals six radio sources designated as U1–U3 at 244 MHz and D1–D at 611 MHz. The circle in the left panel (Fig. 1) has the diameter of 32 arc min and indicates an approximate position and size of the visible solar disk. Disk centers are shown by a cross. The cross has dimensions of 400" in both directions to indicate the scale in the maps. Synthesized beam dimensions giving the error in GMRT positions are represented by the small circles shown on the bottom right corners. Only the U1 and D1 sources are well correlated in time (cross-correlation coefficient of 81%).

A direct spatial comparison of GMRT observations with the EUV flare morphology shows that these radio sources U1 and D1 have no direct spatial «Солнечная и солнечно-земная физика – 2012», Санкт-Петербург, Пулково, 24 – 28 сентября correspondence with the EUV flare loops or their footpoins. Using the SoHO/MDI observations we can see that the radio sources are located in a quadrupolar magnetic configuration consisting of two active regions, NOAA and 10825.

The MDI potential magnetic field extrapolation (Fig. 2, plane-of-the-sky projection) in combination with the solar coronal density model of [1] demonstrate that both U1 and D1 radio sources are located on the fan of magnetic field lines starting from a negative coronal null point. That the sources U1 and D1 lie along a common magnetic structure offers explanation for their observed correlation. The sources D2 and U3 lie at open field lines anchored near the quasiseparatrices in the vicinity of the flare arcade footpoints. The arrows N1 and N show the locations of the positive and negative coronal magnetic null points, respectively. The separator lying between both the null points is plotted as thick line. The thin gray curves show fans of potential magnetic field lines. The conСолнечная и солнечно-земная физика – 2012», Санкт-Петербург, Пулково, 24 – 28 сентября tours of the GMRT sources are located at the altitudes corresponding to the fundamental frequency and are shown as thick U1 and D1 contours.

For the first time, wavelet tadpole patterns with the characteristic periods of 10–83 s were found at metric radio frequencies. We have interpreted them in accordance with the works of [2] and [3–5] as signatures of the fast magnetoacoustic waves propagating from their initiation site to studied radio sources U1 and D1. In Fig. 3. are present two examples of the wavelet power spectra showing tadpole patterns with characteristic periods P (bottom panels) in comparison with the GMRT radio fluxes (upper panels) at 244 MHz (source U1) and MHz (source D1) frequencies. The lighter area shows a greater power in the power spectrum and it is bound by the solid contour of the confidence level > 95%. The hatched regions belong to the cone of influence with edge effects due to finite-length time series. The arrows 1 and 2 correspond with 7:01:30 and 7:03:52 UT, respectively.

The mechanism for initiation of the inferred magnetoacoustic waves present in the radio sources U1 and D1 can thus be both the observed EUV flare and the flare-induced collapse of the null point located in the surrounding magnetic field. These waves propagated towards radio sources along magnetic field lines. They arrived to the radio sources (see the wavelet tadpoles in Fig. 3) and modulated the radio emission there. We expect that the magnetoacoustic waves, through their density and magnetic field variations, modulate the growth rates of the instabilities (like the bump-on-tail or loss-cone instabilities), which generate the plasma as well as the observed radio waves. The proposed schematic scenario for the well-correlated sources U1 and D1 lying on the fan of the coronal null point is shown in Fig. 4. Magnetoacoustic wave trains move along magnetic field lines (trajectories 1 and 2). The separator is located between these trajectories (i.e., between two groups of magnetic field lines (Fig. 3). The averaged distances between the null point and radio sources along the magnetic field lines (obtained directly from the MDI extrapolation) are about 53 and 103 Mm for the U1 and D1, respectively. We considered the time intervals t2t1 and t3t where t1 is the time of triggering of the magnetoacoustic wave trains. We assume that these trains propagating to the source U1 as well as to the source D «Солнечная и солнечно-земная физика – 2012», Санкт-Петербург, Пулково, 24 – 28 сентября were generated simultaneously at the beginning of the radio event, i.e. at the start time of U1 (t1 = 6:58:04 UT) and D1 (t1 = 6:58:05 UT) sources. The times t2 and t3 correspond with the times of tadpole head maxima (arrows 1 and 2, Fig. 3), respectively. Thus, the mean velocities of the magnetoacoustic waves are 260 and 300 km s1 for U1 and D1 sources, respectively. Now, let us compare these mean velocities with the Alfvn velocities at the radio sources at U and D1. For plasma densities (7.4108 cm-3 at U1 and 4.6109 cm-3 at D1) and the magnetic field from extrapolation (B = 3 G at U1 and 13 G at D1) the Alfvn velocity at these sources are vA = 220 and 390 km s1, respectively. These velocities are in agreement with previous ones, considering that the Alfvn velocities change along the trajectory of these magnetoacoustic waves, starting from the coronal null point. Thus, knowing the Alfvn velocities in the radio sources, we can estimate also the width w of the structure through which the magnetoacoustic wave trains are guided. Namely, the period of these magnetoacoustic wave can be estimated [2] as P w/vA. The widths w of the structures guiding the magnetoacoustic waves (modulating the radio emission) are 18 Mm (83 s 220 km s1) and 30 Mm (76 s 390 km s1) in the U1 and D1 radio sources, respectively. This rough estimation confirms that an extent of the structure guiding magnetoacoustic waves is within the width of the fan of magnetic field lines in both radio sources. For more details see [6].

Acknowledgements H.M. and M.K. acknowledge support from the Grant GACR P209/12/0103. J.D.

and M.K. acknowledge support from the bilateral project No. SK-CZ-11-0153.

J.D. also acknowledges the support from the Scientific Grant Agency, VEGA, Slovakia, Grant No. 1/0240/11, Grant No. P209/12/1652 of the Grant Agency of the Czech Republic, Collaborative grant SK-CZ-0153-11 and Comenius University Grant UK/11/2012. H.M. and M.K. acknowledge funding from the EU FP People Programme (REA grant agreement 295272 RADIOSUN). The authors thank the SoHO consortium and the National Centre for Radio Astrophysics of the Tata Institute (India) for their data.

References 1. Aschwanden, M. J.: 2002, Space Sci. Rev., 101, 1.

2. Nakariakov, V.M., Arber, T.D., Ault, et al.: 2004, MNRAS, 349, 705.

3. Mszrosov, H., Karlick, M., Rybk, J., et al.: 2009a, Astrophys. J. Lett., 697, 108.

4. Mszrosov, H., Karlick, M., Rybk, J., et al.: 2009b, Astron. Astrophys., 502, L13.

5. Mszrosov, H., Karlick, M., and Rybk, J.: 2011, Solar Phys., 273, 393.

6. Mszrosov, H., Dudk, J., Karlick, et al.: 2012, Solar Phys., submitted.

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2012», Санкт-Петербург, Пулково, 24 – 28 сентября

НАПРАВЛЕННОСТЬ ЖЕСТКОГО РЕНТГЕНОВСКОГО

И ГАММА ИЗЛУЧЕНИЙ ИЗ ВСПЫШЕЧНОЙ ПЕТЛИ

Мельников В.Ф.1, Кудрявцев И.В.1,2, Чариков Ю.Е.

DIRECTIVITY OF HARD X-RAY AND GAMMA-RAY EMISSION

FROM A FLARE LOOP

Melnikov V.F.1, Kudryavtsev I.V.1,2, Charikov Yu.E. Central Astronomical Observatory of RAS at Pulkovo, St. Petersburg We conducted a theoretical analysis of the directivity of the HXR and gamma-ray emission of flare loops for the model with an isotropic injection of accelerated electrons in the top of the loop, as well as for the model with the longitudinal (along the field) electron injection.

For the HXR calculations we use electron distributions obtained by solving the timedependent kinetic Fokker-Planck equation. The simulation showed in particular that, in the case of isotropic injection, the radiation from the top of the loop can have rather high directivity across the loop. The ratio of the radiation flux across the loop to the flux along the loop in the energy range from 50 to 200 keV can reach values between 1.5 and 4, respectively.

Диагностика наличия поперечной или продольной анизотропии распределения электронов в конкретной вспышечной петле важна для выбора между альтернативными механизмами и моделями ускорения электронов.

Поскольку анизотропия питч-углового распределения потока энергичных электронов приводит к направленности генерируемого ими излучения, то одним из перспективных методов такой диагностики является исследование направленности микроволнового, жесткого рентгеновского (ЖРИ) и гамма излучений солнечных вспышек.

В последние годы определенные успехи в диагностике анизотропии распределения электронов достигнуты в результате анализа микроволнового излучения вспышек с высоким пространственным разрешением. Обнаружены убедительные свидетельства как поперечной к оси петли [1], так и продольной [2, 3] анизотропии умеренно-релятивистских электронов.

Направленность наблюдаемого ЖРИ и гамма излучения отмечалась во всплесках, зарегистрированных на КА SMM и Венера 13–14 [4, 5]. Признаки направленности ЖРИ в диапазоне энергий фотонов h 80 кэВ для источника в вершине вспышечной петли недавно были обнаружены при совместном анализе данных «стереоскопических» наблюдений с помощью разнесенных в пространстве космических аппаратов “Mars Odyssey” и RHESSI [6]. Теоретические аспекты направленности ЖРИ для случая проСолнечная и солнечно-земная физика – 2012», Санкт-Петербург, Пулково, 24 – 28 сентября дольной (вдоль магнитного поля петли) инжекции электронов рассматривались в работах [7, 8].

Целью настоящей работы является теоретический анализ свойств направленности ЖРИ и гамма излучений вспышечных петель для моделей с изотропной инжекцией ускоренных электронов в вершину петлю, а также для моделей с продольной (вдоль поля) инжекцией электронов.

2. Питч-угловые распределения энергичных электронов За основу модельных расчетов в данной работе приняты распределения электронов, полученные нами [9, 10] в рамках модели неоднородной по магнитному полю корональной петли, в вершину которой инжектируются ускоренные электроны. Распределения электронов вдоль петли находятся путем решения нестационарного релятивистского кинетического уравнения в форме Фоккера-Планка.

Функция инжекции нетепловых электронов представлена произведением независимых функций энергии, питч-угла, расстояния от центра петли и времени: S(E,,s,t) = S1 (E) S2() S3(s) S4(t). Рассмотрены два случая инжекции ускоренных электронов в вершине симметричной магнитной петли: 1) изотропная инжекция и 2) анизотропная инжекция вдоль оси петли, направленная в одно из оснований. Для изотропной инжекции S2() = 1. Для анизотропной инжекции: S 2 ( ) exp[( 1 ) 2 / 02 ], где 1 1, 0 0.2. Считалось, что энергетическая часть функции распределения инжектированных электронов – степенная с показателем спектра: = в течение всей длительности инжекции (10 с). Инжекция электронов предполагалась импульсной: S4 (t ) exp[(t t1 ) 2 / t02 ] с t1 = 2.5 с и t0 =1.4 с и ограниченной в пространстве областью с центром в вершине петли и с характерной шириной источника частиц s0=2 108 см.

Распределение поля в магнитной ловушке: B(s) = B0 exp[(s-s1)2/s22], где s22 = s2max/ln(Bc/B0), пробочное отношение Bc/B0 = 2, s1 = 0, smax = 3 10 9 см.

В расчетах в распределении магнитного поля принималось равным. Распределение электронной концентрации плазмы задавалось выражением:

n(s) = n0 exp[4.6(s/smax)6], где n0 = 5 10 10 см-3 – концентрация плазмы в вершине (центре) петли.

На Рис.1 показаны нормированные питч-угловые распределения энергичных электронов f()/f(90°) для случая изотропной инжекции для различных значений энергии и для момента t = 3 с, близкому к максимуму инжекции. На левом рисунке показаны функции распределения в области вершины петли (на расстоянии 3,37·107 см от ее центра), а на правом – вблизи основания петли. Из Рис. 1а видно, что в вершине петли распределение электронов очень быстро, за время t = 3 с после начала инжекции, превращается из изотропного в анизотропное с максимумом на питч-углах «Солнечная и солнечно-земная физика – 2012», Санкт-Петербург, Пулково, 24 – 28 сентября около 90°. Причем поперечная анизотропия более отчетливо выражена для более энергичных электронов, что физически связано с меньшим кулоновским рассеянием и более эффективным накоплением высокоэнергичных электронов.

Из Рис. 1б следует, что в основаниях петли, также как и в вершине, быстро формируется анизотропия, но здесь она является не поперечной, а продольной. Распределения типа конуса потерь формируются в основании только для электронов умеренно релятивистских энергий.

Для случая инжекции, анизотропной вдоль оси петли, продольная анизотропия питч-углового распределения энергичных электронов имеет место на всем протяжении от вершины до основания, в полном согласии с более ранними исследованиями (см., например, [8]).

Перечисленные выше особенности анизотропии быстрых электронов безусловно должны повлиять на направленность ЖРИ и гамма-излучения.

На основе полученных функций распределения электронов вычислена интенсивность ЖРИ и гамма-излучения в избранных направлениях относительно оси модельной петли для различных участков петли и в разные моменты времени. Для расчетов использовался формализм, описанный в работе [9].

На Рис. 2 для случая изотропной инжекции электронов показана зависимость направленности ЖРИ от энергии фотонов в двух участках петли – вершине (Рис. 2а) и основании (Рис. 2б). В качестве величины, характеризующей направленность, взято отношение интенсивности ЖРИ и гамма излучения Ih поперек оси петли ( = 90°) к интенсивности в избранном направлении : D() = Ih(90°) / Ih(). Сплошная линия – для = 0°, т.е., для направления вдоль оси петли к правому основанию.

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2012», Санкт-Петербург, Пулково, 24 – 28 сентября Штриховая линия – для = 45° к оси петли. Штрих-пунктирная линия – для = 180°, т.е., в направлении к левому основанию петли.

Из анализа рисунков ясно, что в случае изотропной инжекции излучение из вершины петли может проявлять достаточно высокую поперечную направленность. Отношение потока излучения поперек петли к потоку вдоль петли в диапазоне энергий 50–200 кэВ может достигать величин от 1.5 до 4. Излучение из области вблизи оснований петли также демонстрирует анизотропию, но продольную, что и следовало ожидать, учитывая продольную анизотропию электронов вблизи оснований (Рис. 1б).

Отметим, что в случае анизотропной инжекции электронов из вершины петли в направлении одного из оснований результаты наших расчетов направленности ЖРИ в целом совпадают с полученными ранее результатами [7, 8].

Работа выполнена при частичной поддержке грантов ФЦП «Кадры»

№P683/20.05.2010, 8524 и мероприятие 1.2.1, грантов РФФИ № 11-02и гранта Программы ПРАН №22.

1. Melnikov V. F., Shibasaki K., Reznikova V. E. // ApJ 2002, V.580. L185.

2. Altyntsev A.T. et al. // ApJ 2008, V.677, p.1367.

3. Reznikova, V. E., Melnikov, V. F., Shibasaki, et al. // ApJ 2009, V.697. P.735.

4. Rieger, E. // Sol. Phys., 1989, V.121, P.323.

5. Li, P., Hurley, K., Barat, C., Niel, M., Talon, R., & Kurt, V. 1994, ApJ, 426, 758.

6. Лившиц М.А., Головин Д.В., Кашапова Л.К. и др. // Астрон.ж. 2011, Т.55, С.551.

7. McTiernan, J.M., Petrosian, V. // ApJ, 1991, V.379, P.381.

8. Zharkova, V.V., Kuznetsov, A.A., & Siversky, T.V. // A&A, 2010, V.512, A8.

9. Charikov Yu.E., Melnikov V.F., Kudryavtsev I.V. // Geomagnetism and Aeronomy, 2012.

10. Мельников В.Ф., Чариков Ю.Е., Кудрявцев И.В. // Труды Пулковской всероссийской ежегодной конференции по физике солнца. Санкт-Петербург, 2012.

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2012», Санкт-Петербург, Пулково, 24 – 28 сентября

ПРОСТРАНСТВЕННОЕ РАСПРЕДЕЛЕНИЕ ЯРКОСТИ

ЖЕСТКОГО РЕНТГЕНОВСКОГО ИЗЛУЧЕНИЯ

ВДОЛЬ ВСПЫШЕЧНЫХ ПЕТЕЛЬ

Мельников В.Ф.1, Чариков Ю.Е.2, Кудрявцев И.В.1,

HARD X-RAY BRIGHTNESS DISTRIBUTION

ALONG FLARING LOOPS

Melnikov V.F.1, Charikov Yu.E.2, Kudryavtsev I.V. 1, Central Astronomical Observatory of RAS at Pulkovo, St. Petersburg The work is devoted to modeling the newly discovered sources of hard X-rays and gamma rays, which are localized near the top of solar flare loops. Calculations were carried out for a model magnetic loop with inhomogeneous magnetic field, at the top of which accelerated electrons are injected. Two cases of injection, isotropic and anisotropic along the loop, are considered. Distributions of the electrons along the loop are found by solving the nonstationary relativistic kinetic equation in the form of the Fokker-Planck equation. Then the spatial distribution of the hard X-ray and gamma-ray brightness is calculated with making use of the obtained electron distributions. A comparative analysis of the radiation characteristics for different sets of parameters is carried out.

Регистрация жесткого рентгеновского излучения (ЖРИ) солнечных вспышек с пространственным разрешением свидетельствует о его неоднородном распределении вдоль вспышечной петли. Хорошо известным является распределение с максимумами в основаниях вспышечной петли, интерпретируемое тормозным излучением потоков энергичных электронов, ускоренных электрическим полем токового слоя и затем высыпающихся и быстро тормозящихся в плотных слоях хромосферы (модель толстой мишени). В последние годы с помощью КА Yohkoh и RHESSI зарегистрированы источники ЖРИ с максимумами яркости не только в основаниях, но также над вершиной петли [1] и/или в вершине петли [2]. Особый интерес представляют корональные источники гамма-излучения с очень жестким спектром фотонов [3]. Из-за низкого динамического диапазона RHESSI (около одного порядка по интенсивности) корональные источники наблюдаются в основном в залимбовых вспышках, в которых мощные источники в основаниях петли экранируются лимбом. Обзор типов корональных источников и их свойств дан в статье [4].

Существующие модели ЖРИ и гамма-излучения сталкиваются с трудностями при интерпретации корональных источников [4]. Трудности «Солнечная и солнечно-земная физика – 2012», Санкт-Петербург, Пулково, 24 – 28 сентября связаны, прежде всего, с недостаточно высокой концентрацией плазмы в вершине петли. В вершине она как минимум на 2 порядка ниже, чем в основаниях, и поэтому пучок электронов, распространяющийся вдоль петли из токового слоя, генерирует на 2 порядка более слабое излучение, чем в основаниях. Для преодоления этой трудности предлагались разные модели, в которых делались следующие предположения: а) необычно высокая плотность плазмы в вершине петли [2]; б) ускорение и захват электронов в области с высоким уровнем плазменной турбулентности [5–7]); в) захват электронов, инжектированных в петлю перпендикулярно полю [8]; г) обратное комптоновское рассеяние умеренно-релятивистских электронов на мягком рентгеновском и крайнем ультрафиолетовом излучении [9].

В данной работе мы развиваем идеи, связанные с захватом и накоплением энергичных электронов в вершине неоднородной магнитной петли, на основе более общего и строгого, чем в перечисленных выше работах, подхода к решению кинетического уравнения. За основу приняты численные методы решения нестационарного кинетического уравнения ФоккераПланка в общем, релятивистском, случае. Эти методы были развиты и успешно применялись к анализу динамики пространственных распределений умеренно-релятивистских электронов и яркости микроволнового (гиросинхротронного) излучения вспышечных петель [10–12]. Недавно эти методы были применены также к моделированию динамики пространственного распределения поляризации [13] и направленности [14] жесткого рентгеновского и гамма-излучений вспышечных петель.

В данной работе при решении кинетического уравнения мы ограничиваемся учетом кулоновского рассеяния и изменения питч-угла электронов в неоднородном магнитном поле. Мы не рассматриваем рассеяние энергичных электронов на плазменной турбулентности (ленгмюровские волны, вистлеры), существование которой во вспышечной петле предполагается в некоторых работах (например, в [5, 6, 15]). Наблюдательным основанием для этого служит факт наличия во многих всплесках значительных (до нескольких секунд) задержек временных профилей ЖРИ и гамма-излучения, растущих с ростом энергии фотонов по закону Е3/2 [16], что свидетельствует о слабости эффектов рассеяния на волнах. С теоретической точки зрения низкая эффективность рассеяния на волновой турбулентности также имеет определенные основания. Например, для вистлеров большую роль играет затухание Ландау, резко увеличивающееся при отклонении волны от направления силовой линии. По этой причине вистлеры эффективно затухают при любой разумной кривизне силовых линий магнитного поля в реальных вспышечных петлях (см., например, [13]). Решение задачи в строгой постановке предполагает рассмотрение системы уравнений для электронов и волн наряду с учетом поперечной и продольной неоднородности плазмы и магнитного поля. Однако, эта задача выходит за рамки настоящей статьи и будет решаться в следующих работах.

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2012», Санкт-Петербург, Пулково, 24 – 28 сентября 2. Моделирование пространственного распределения Для нахождения пространственного, временного, энергетического и питч-углового распределений инжектированных энергичных электронов, распространяющихся в магнитной петле, мы решаем релятивистское кинетическое уравнение в форме Фоккера – Планка [17, 10]. Численное решение этого уравнения осуществлялось на основе метода конечных разностей с использованием метода операторного расщепления и с граничными условиями, описанными в [10–12].

Cходимость магнитного поля, обеспечивающая эффект магнитной ловушки, задана выбором распределения в виде: B(s) = B0 exp[(s-s1)2/s22], где s22 = s2max/ln(Bc/B0), B0 и Bс – индукция магнитного поля в центре и в основаниях петли, s1 = 0, smax = 3 109 см – координаты центра и основания петли, а s2 характеризует масштаб изменения магнитного поля вдоль петли. Для расчетов были приняты следующие значения параметров: B0 = 200 Гс, пробочное отношение Bc/B0 = 2 и 5.

Резкое увеличение концентрации плазмы к основаниям петли задавалось выражением: n(s) = n0 exp[4.6(s/smax)6], где n0 – концентрация плазмы в вершине (центре) петли. В расчетах принято, что n0 = 5 1010 см-3.

Функция инжекции нетепловых электронов представлена произведением независимых функций энергии, питч-угла, расстояния от центра петли и времени: S(E,,s,t) = S1 (E) S2() S3(s) S4(t). Распределение по энергии предполагалось степенным S1(E)=K(E/E0)- с показателем спектра = 3 и = 7, К – общий нормировочный множитель, Е0 = 511 кэВ.

В данной работе рассмотрены два случая инжекции электронов – анизотропная вдоль поля и изотропная. В случае изотропной инжекции S2() = 1. В случае анизотропной инжекции: S 2 ( ) exp[( 1 ) 2 / 02 ], где 1 1, 0 0.2. Значение 0 = 0.2 соответствует конусу с углом раствора = 36°. Пространственное распределение функции инжекции задавалось функцией: S3 ( s ) exp[( s s1 ) 2 / s02 ]. Электроны инжектировались в вершине магнитной петли (s1 = 0) в область с характерной шириной источника s0 = 2 108 см. Инжекция электронов во времени предполагалась импульсной: S4 (t ) exp[(t t1 ) 2 / t02 ] с t1 = 2.5 с и t0 = 1.4 с.

На Рис. 1. показаны распределения концентрации нетепловых электронов по петле для значений энергии 49 и 388 кэВ и для моментов времени t = 1 с, 3 с, 4 с, и 6 с (сплошная, штрих-пунктирная, пунктирная и штриховая линии, соответственно). Слева – для случая изотропной инжекции в вершине петли (Модель 1). Справа – для случая продольной инжекции из вершины петли в правое основание (Модель 2). Расчеты проведены для ловушки с пробочным отношением Bc/B0 = 2 и показателем спектра инжектированных электронов = 3. Для Модели 1 расчеты дают распределение энергичных электронов с резким максимумом в центре петли. Его форма «Солнечная и солнечно-земная физика – 2012», Санкт-Петербург, Пулково, 24 – 28 сентября похожа для низкой и высокой энергии и сохраняется на всем протяжении модельного всплеска инжекции. Для Модели 2 распределения электронов по петле для энергии 49 кэВ и 388 кэВ сильно отличаются положениями максимумов: на низкой энергии максимум близок к вершине петли, на высокой – к основанию.

3. Результаты моделирования пространственного распределения жесткого рентгеновского и гамма излучений При расчетах пространственного распределения ЖРИ и гамма излучений на основе полученных распределений электронов мы воспользовались формализмом, описанным в нашей предыдущей работе [13]. Ниже представлены результаты расчетов, выполненные для угла зрения (угол между лучом зрения и осью петли) = 90°.

На Рис. 2 и 3 показано различие в распределениях яркости ЖРИ вдоль петли на момент t = 3 c, близкий к максимуму мощности инжекции S(t) для случаев изотропной и анизотропной инжекции нетепловых электронов для потоков фотонов с энергиями h = 30, 98 и 1039 кэВ (сплошная, штриховая и пунктирная линия, соответственно). На Рис. 2 показано распределение яркости ЖРИ вдоль петли для Модели 1, а на Рис. 3 – для Модели 2 для случая ловушки с пробочным отношением Bc/B0 = 2 и показателем спектра инжектированных электронов = 3.

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2012», Санкт-Петербург, Пулково, 24 – 28 сентября Как и следовало ожидать, в случае продольной инжекции на всех рассмотренных энергиях фотонов видны только источники в основаниях.

Причем, источник ЖРИ в основании, в направлении которого происходит инжекция, является существенно более ярким (Рис. 3, Модель 2). Причина заключается в том, что подавляющее большинство инжектированных электронов высыпается в конус потерь, в плотные слои хромосферы, где реализуется приближение толстой мишени.

В случае изотропной инжекции в магнитной петле четко проявляются три источника: два с максимумами в основаниях и один с максимумом яркости в вершине (Рис. 2). Появление источника в вершине петли связано с захватом и накоплением значительного числа энергичных электронов, имеющих большие питч-углы (Рис. 1). Однако, из-за относительно низкой концентрации фоновой плазмы источник ЖРИ в вершине менее яркий и менее компактный, чем в основаниях. Особенно это проявляется на более высоких энергиях фотонов. Именно это может быть причиной того, что источник в вершине не часто наблюдается в высокоэнергетических каналах RHESSI и для его обнаружения требуется наблюдения залимбовых вспышек, при которых источники в основаниях экранированы.



Pages:     | 1 |   ...   | 3 | 4 || 6 | 7 |
Похожие работы:

«РОССИЙСКАЯ АКАДЕМИЯ НАУК ИЗВЕСТИЯ ГЛАВНОЙ АСТРОНОМИЧЕСКОЙ ОБСЕРВАТОРИИ В ПУЛКОВЕ № 220 Труды Всероссийской астрометрической конференции ПУЛКОВО – 2012 Санкт-Петербург 2013 Редакционная коллегия: Доктор физ.-мат. наук А.В. Степанов (ответственный редактор) член-корреспондент РАН В.К. Абалакин доктор физ.-мат. наук А.Т. Байкова кандидат физ.-мат. наук Т.П. Борисевич (ответственный секретарь) доктор физ.-мат. наук Ю.Н. Гнедин кандидат физ.-мат. наук А.В. Девяткин доктор физ.-мат. наук Р.Н. Ихсанов...»

«Международная школа-конференция Дистанционное радиозондирование ионосферы (ИОН-2013) #20-21 от 10.11.2013 Конференция ИОН-2013, состоявшаяся 3 сентября – 4 октября, была очередным этапом одного из интереснейших проектов, выполняемых учеными НТУ ХПИ в содружестве с зарубежными коллегами. Норвежский центр международного сотрудничества в области высшего образования при поддержке Министерства иностранных дел Норвегии и в рамках программы Евразия выделил Украине на 2012–2014 гг. грант в размере 3,4...»

«Заявка Самарского управления министерства образования и науки Самарской области на участие в областной научной конференции учащихся в 2013\14 учебном году Секции: Математика, физика, химия, медицина, биология, астрономия, география, экология, информатика Место в Предмет Ф.И.О. Образовательное № Название работы Класс Руководитель окружном учащегося учреждение туре Слоев Задача об обходе конем МБОУ лицей Игнатьев Михаил 1 место Математика Александр Технический Викторович Георгиевич 1. Уханов...»

«ISSN 0552-5829 РОССИЙСКАЯ АКАДЕМИЯ НАУК ГЛАВНАЯ (ПУЛКОВСКАЯ) АСТРОНОМИЧЕСКАЯ ОБСЕРВАТОРИЯ ВСЕРОССИЙСКАЯ ЕЖЕГОДНАЯ КОНФЕРЕНЦИЯ ПО ФИЗИКЕ СОЛНЦА СОЛНЕЧНАЯ И СОЛНЕЧНО-ЗЕМНАЯ ФИЗИКА – 2011 ТРУДЫ Санкт-Петербург 2011 Сборник содержит доклады, представленные на Всероссийской ежегодной конференции Солнечная и солнечно-земная физика – 2011 (XV Пулковская конференция по физике Солнца, 3–7 октября 2011 года, Санкт-Петербург, ГАО РАН). Конференция проводилась Главной (Пулковской) астрономической...»

«Федеральное агентство по образованию Уральский государственный университет им. А. М. Горького ФИЗИКА КОСМОСА Труды 35-й Международной студенческой научной конференции 30 января 3 февраля 2006 г. Екатеринбург Издательство Уральского университета 2006 УДК 524.4 Печатается по решению Ф 503 организационного комитета конференции Физика Космоса: Тр. 35-й Международ. студ. науч. конф., Екатеринбург, 30 янв. 3 февр. 2006 г. ЕкатеФ 503 ринбург: Изд-во Урал. ун-та, 2006. 313 с. ISBN 5–7996–0342–7...»

«СОЦИОЛОГИЯ ВРЕМЕНИ И ЖОРЖ ГУРВИЧ Наталья Веселкова Екатеринбург 1. Множественность времени и Гурвич У каждой уважающей себя наук и есть свое время: у физиков – физическое, у астрономов – астрономическое. Социально-гуманитарные науки не сразу смогли себе позволить такую роскошь. П. Сорокин и Р. Мертон в 1937 г. обратили внимание на сей досадный пробел: социальное время может (и должно) быть определено в собственной системе координат как изменение или движение социальных феноменов через другие...»

«ВКУС ШЕЛКОВОГО ПУТИ Международная конференция по гастрономии, культуре и туризму БАКУ, Азербайджан, 6-7 сентября 2012 года ИСТОРИЯ ВОПРОСА И ЦЕЛИ Эта конференция будет посвящена показу огромного потенциала региона Шелкового пути в том, что касается гастрономии и туризма в сфере нематериальной культуры. Широким признанием пользуются важнейшие объекты архитектурного наследия дестинаций на Шелковом пути - но регион Шелкового пути является и родиной богатого разнообразия гастрономических и...»

«C O N F E RENCE GUIDE S p a Resor t Sanssouci Версия: 2009-11-18 Member of Imperial Karlovy Vary Group ConfeRenCe GUIDe Spa ReSoRt SanSSoUCI Содержание 1. оСноВная информация 2 2. деПарТаменТ мероПрияТиЙ 3 2.1 Карловы Вары и Spa Resort Sanssouci 3 2.2 Возможности проведения конференций в Спа ресорте 3 2.3 Характеристика помещений для конгрессов и совещаний 5 2.4 Возможности помещений для конгрессов и совещаний 2.5 Конгресс – оборудование 3. размещение 3.1 Характеристика услуг по размещению...»

«1071 г. Июнь Том 104, вып. 2 УСПЕХИ ФИЗИЧЕСКИХ НАУК СОВЕЩАНИЯ И КОНФЕРЕНЦИИ 53 НАУЧНАЯ СЕССИЯ ОТДЕЛЕНИЯ ОБЩЕЙ ФИЗИКИ И АСТРОНОМИИ АКАДЕМИИ НАУК СССР СОВМЕСТНО С ОТДЕЛЕНИЕМ ЯДЕРНОЙ ФИЗИКИ (23—24 декабря 1970 г.) 23 и 24 декабря 1970 г. в конференц-зале Физического института им. П. Н. Лебедева (Ленинский проспект, 53) состоялась научная сессия Отделения общей физики и астрономии и Отделения ядерной физики АН СССР. На сессии были заслушаны доклады: 1. А. В. Г у е в и ч, Е. Е. Ц е д и л и и а, В....»

«ФизикА.СПб Тезисы докладов Российской молодежной конференции по физике и астрономии 23—24 октября 2013 года Издательство политехнического университета Санкт-Петербург 2013 ББК 223 Ф50 Организатор ФТИ им. А.Ф. Иоффе Спонсоры Российская академия наук Администрация Санкт-Петербурга Российский фонд фундаментальных исследований Фонд некоммерческих программ Династия Программный комитет Аверкиев Никита Сергеевич (ФТИ им. А.Ф. Иоффе) — председатель Арсеев Петр Иварович (ФИАН) Варшалович Дмитрий...»

«КАРТОГРАФИРОВАНИЕ МАРСА Ж.Ф.РОДИОНОВА1, Ю.А.БРЕХОВСКИХ2, Е.Н.ЛАЗАРЕВ1,3, М.С. ЛАЗАРЕВА3, В.В.ШЕВЧЕНКО1 1- Государственный астрономический институт им. П.К.Штернберга МГУ им. М.В.Ломоносова 2- Институт космических исследований РАН 3 -Географический факультет МГУ им. М.В.Ломоносова Конференция по геокриологическому картографированию 1 Геологический факультет МГУ 2013 г. Конференция по геокриологическому картографированию 2 Геологический факультет МГУ 2013 г. ПЕРВЫЕ ЗАРИСОВКИ МАРСА Конференция по...»

«Министерство образования и наук и Российской Федерации Уральский федеральный университет имени первого Президента России Б. Н. Ельцина ФИЗИКА КОСМОСА Труды 43-й Международной студенческой научной конференции Екатеринбург 3 7 февраля 2014 г. Екатеринбург Издательство Уральского университета 2014 УДК 524.4 Печатается по решению Ф503 организационного комитета конференции Редколлегия: П. Е. Захарова (ответственный редактор), Э. Д. Кузнецов, А. Б. Островский, С. В. Салий, А. М. Соболев (Уральский...»

«ТОМСКИЙ ГОСУДАРСТВЕННЫЙ ПЕДАГОГИЧЕСКИЙ УНИВЕРСИТЕТ НАУЧНАЯ БИБЛИОТЕКА БИБЛИОГРАФИЧЕСКИЙ ИНФОРМАЦИОННЫЙ ЦЕНТР Информационный бюллетень новых поступлений №1, 2008 г. 1 Информационный бюллетень отражает новые поступления книг в Научную библиотеку ТГПУ с 10 января 2008 г. по 29 марта 2008 г. Каждая библиографическая запись содержит основные сведения о книге: автор, название, шифр книги, количество экземпляров и место хранения. Обращаем Ваше внимание, что издания по методике преподавания предметов...»

«Федеральное агентство по образованию Уральский государственный университет им. А. М. Горького ФИЗИКА КОСМОСА Труды 38-й Международной студенческой научной конференции Екатеринбург 2 6 февраля 2009 г. Екатеринбург Издательство Уральского университета 2009 УДК 524.4 Печатается по решению Ф 503 организационного комитета конференции Редколлегия: П. Е. Захарова (ответственный редактор), Э. Д. Кузнецов, А. Б. Островский, С. В. Салий, А. М. Соболев (Уральский государственный университет), К. В....»

«[Номера бюллетеней] [главная] Poccийcкaя Академия космонавтики имени К.Э.Циолковского Научно-культурный центр SETI Научный Совет по астрономии РАН Секция Поиски Внеземных цивилизаций Бюллетень НКЦ SETI N9/26 Содержание 9/26 1. Статьи 2. Информация 3. Рефераты январь 2005 - июнь 2005 4. Хроника Л.М.Гиндилис, 5. Приложения М.Ю.Тимофеев, составители: Н.В.Дмитриева, О.В.Кузнецова Л.М.Гиндилис редактор: компьютерная М.Ю.Тимофеев верстка: Москва [Вестник SETI №9/26] [главная] Содержание 1. Статьи...»

«Праздник Август 2012 №6 (144) страница 16 Десять лет проекту МАСТЕР. Нашему, российскому, родному! В Москве прошла торжественная международная научная конференция Глобальная роботизированная сеть МАСТЕР Так совпало, что в дни проведения конференции в Государственном астрономическом институте имени П.К. Штернберга Московского государственного университета имени М.В. Ломоносова, посвященной десятилетию сети МАСТЕР, состоялась встреча ректора МГУ Виктора Садовничего с Президентом России Владимиром...»

«Побеждает идущий: [зап. профессора Алт. гос. аграр. ун-та], 2008, Виталий Федорович Северин, 5939572480, 9785939572484, АзБука, 2008 Опубликовано: 4th March 2011 Побеждает идущий: [зап. профессора Алт. гос. аграр. ун-та],,,,. В связи с этим нужно подчеркнуть уравнение времени вращает случайный pадиотелескоп Максвелла образом этих планет плавно переходят в жидкую мантию. После того как тема сформулирована вызывает первоначальный восход (расчет Тарутия затмения точен - 23 хояка 1 г. II О. =...»

«ТОМСКИЙ ГОСУДАРСТВЕННЫЙ ПЕДАГОГИЧЕСКИЙ УНИВЕРСИТЕТ НАУЧНАЯ БИБЛИОТЕКА БИБЛИОГРАФИЧЕСКИЙ ИНФОРМАЦИОННЫЙ ЦЕНТР Информационный бюллетень новых поступлений  № .4, 2012 г. 1      Информационный бюллетень отражает новые поступления книг в Научную  библиотеку ТГПУ с 24 сентября 2012 г. по 21 декабря 2012 г.      Каждая библиографическая запись содержит основные сведения о книге: автор,  название, шифр книги, количество экземпляров и место хранения....»

«ВКУС ШЕЛКОВОГО ПУТИ: 6 – 7 сентября 2012 г., Баку, Азербайджан Международная конференция по гастрономии, культуре и туризму ОБЩАЯ ИНФОРМАЦИЯ 1. ДАТА И МЕСТО ПРОВЕДЕНИЯ ЗАСЕДАНИЯ Международная конференция по гастрономии, культуре и туризму Вкус Шелкового пути будет проходить 6 и 7 сентября 2012 г. в: Jumeirah Bilgah Beach Hotel, 94 Gelebe Street, Bilgah District, Баку AZ1122, Азербайджан www.jumeirah.com Церемония открытия намечена на четверг 6 сентября в 09.30 в отеле Jumeirah Bilgah Beach...»

«ТОМСКИЙ Г ОСУД АРСТВЕННЫ Й П ЕД АГОГИЧ ЕСКИЙ У НИВЕРСИТ ЕТ НАУЧНАЯ БИБЛИО ТЕКА БИБЛИО ГРАФИЧ ЕСКИЙ ИН ФО РМАЦИО ННЫ Й ЦЕ НТР Инфор мац ионны й бю ллетень новы х поступлений  № 1, 2011 г. 1      Информационный бюллетень отражает новые поступления книг в Научную  библиотеку ТГПУ с 21 декабря 2010 г. по 25 марта 2011 г.      Каждая библиографическая запись содержит основные сведения о книге: автор,  название, шифр книги, количество экземпляров и место хранения....»









 
2014 www.konferenciya.seluk.ru - «Бесплатная электронная библиотека - Конференции, лекции»

Материалы этого сайта размещены для ознакомления, все права принадлежат их авторам.
Если Вы не согласны с тем, что Ваш материал размещён на этом сайте, пожалуйста, напишите нам, мы в течении 1-2 рабочих дней удалим его.